혜성<?xml:namespace prefix = o ns = "urn:schemas-microsoft-com:office:office" />

우리나라에서는 살별이라고 부르며, 희랍어로는 'Komet'이라하여 머리털을 뜻한다. 흉조의 상징으로 생각했던 혜성은 16세기 티코 브라헤(Brahe, Tycho)가 지구 대기상에서 나타나는 현상이 아닌 천체의 일종임을 밝혀내었고, 후에 영국 천문학자 핼리(Edmund Halley)는 혜성이 태양계의 구성원임을 입증하였다.

혜성의 특징
혜성은 초기 태양계가 형성되면서 외곽에 존재하게 된 오르트 구름(Oort cloud)으로부터 태양계 내의 중력이나 어떠한 섭동을 받아서 태양계 내로 진입한 천체로 보고 있다. 소행성(asteroid)과 크기면에서 비슷하지만, 혜성은 코마(coma)라고 하는 핵 주변을 감싸고 있는 대기와 이 주위를 넓게 싸고 있는 수소운이 있고, 이동 중에 생기는 꼬리를 가지고 있다. 이러한 구조는 모두 태양의 영향을 받은 것인데, 혜성의 구성 성분은 태양계 형성 당시의 성분을 그대로 보유하고 있는 편이어서 휘발성 기체들이 많이 함유되어 있다. 혜성이 태양계 내로 진입할수록 태양의 영향을 받아 혜성 표면의 기체들이 증발하고 부서지면서 대기와 꼬리가 형성되는 것이다.

혜성의 핵
혜성의 핵은 먼지와 얼음이 섞여 있다. 분광관측에 의하면 핵은 주로 탄소, 수소, 산소, 질소로 이루어졌으며, 나트륨, 규소, 황, 마그네슘, 철 등의 무거운 원소도 포함되어 있는데, 이 함량은 태양의 형성 당시 있었을 것이라고 추정되는 초기 구성 성분과 거의 같다고 보고 있다.
혜성의 핵은 내부에 밀도가 큰 핵이 있으며, 겉에 먼지가 섞인 얼음층이 싸고 있다. 핵의 표면온도는 태양에 접근하면서 올라가게 되는데, 1986년, 약 0.8AU에 위치한 핼리혜성의 핵의 온도를 적외선으로 측정한 결과, 약 330K(섭씨 57도) 정도였다.

혜성의 코마
혜성이 태양에 접근하면서 혜성의 핵 표면에서는 드라이아이스, 암모니아, 얼음의 순으로 증발이 일어난다. 이러한 기체가 발생할 때 먼지 또한 방출된다. 먼지의 성분은 혜성마다 조금씩 다르며, 먼지가 기체보다 대략 1~2배 정도 많이 발생하게 된다. 이렇게 발생하는 기체와 먼지로 이루어진 혜성의 대기를 코마라고 한다. 혜성이 태양으로부터 약 2.5AU의 거리에 들어서면 얼음층이 증발되기 시작해서 코마의 모습을 비교적 잘 확인할 수 있다. 코마를 구성하는 성분은 H2O가 가장 많은데, 핼리 혜성의 경우 코마 물질의 성분은 H2O가 80%이상이며, CO는 약 10%정도로 이루어졌음을 관측하였다.

수소운
코마 주위에 단파장의 중성 수소선(1216A)을 관측해 본 결과, 거대한 수소원자가 106~108km 정도로 코마를 둘러싸고 있다는 것을 알게 되었다. 이는 코마의 주성분인 H2O가 태양의 영향을 받아 분해되어 많은 수소입자가 발생했기 때문에 생긴 것으로 보고 있다.

혜성의 꼬리
혜성의 꼬리는 이온꼬리와 먼지꼬리가 있다. 먼지꼬리는 티끌꼬리라고도 하는데, 혜성이 궤도운동을 하는 동안 태양의 강한 복사압으로 코마 내의 먼지들이 그대로 궤도 상에 뿌려지게 되면서 생긴 것이다. 먼지꼬리는 혜성 진행 방향의 반대 방향으로 생기게 된다.
이온꼬리는 가스꼬리라고도 부르며, 약 50km/s의 큰 속도로 태양 반대쪽으로 이온분자들이 밀려 나가면서 꼬리를 형성한다. 이온꼬리는 태양에 근접할수록 점점 더 길어지는데, 이는 태양에서 방출되는 태양풍이라 불리는 매우 빠른 양성자와 전자가 혜성에 영향을 주기 때문이다. 이로 인해서 CO+, N2+, OH+, CO2+, CH+(아래위첨자)와 같은 이온화된 입자들이 태양의 반대편으로 뻗어나가게 된다. 이온꼬리는 태양에 가까울수록 더욱 길어지며, 먼지꼬리보다 가늘다.
한편 혜성의 표면에 생기는 입자들 중 30μm 이상으로 비교적 큰 입자들은 태양 복사압보다는 태양의 중력에 영향을 더욱 받아서 오히려 태양 쪽으로 끌려 들어가는 양상을 띠게 된다. 이 경우를 반(反)꼬리(anti-tail)라고 하는데, 1957년에 나타난 아렌드-롤란드(Arend-Roland) 혜성과 1973년의 코후테크(Kohoutek)혜성에서 뾰족한 반꼬리가 잘 관측되었다.

혜성의 궤도
혜성은 생성 초기 태양계 바깥 대열에서 태양의 중력으로 인해 태양계 내로 진입을 하게 되는데, 목성과 같은 큰 질량을 가진 행성으로부터도 영향을 받아 궤도요소가 매우 잘 변하는 편이다. 그래서 어떤 혜성들은 태양계 내에 진입한 후 태양이나 다른 행성에 부딪혀서 부서지기도 하고, 아예 태양계 밖으로 빠져나가 버리기도 한다.
혜성은 궤도 이심률과 궤도주기에 따라 분류된다. 궤도 이심률이 0
그리고 궤도주기가 20년 미만의 혜성들은 단주기혜성이라고 하며, 대부분 목성 부근을 지나고 있어서 목성족혜성이라고도 한다. 또한 20년에서 200년 사이의 궤도주기를 가지는 혜성을 핼리형 혜성이라고 한다. 200년 미만의 주기를 가지는 혜성을 모두 단주기혜성으로 묶는 경우도 있다. 그리고 이런 단주기혜성의 명칭은 발견자 앞에 P(Periodic)를 붙여 표시한다. 예를 들어 핼리혜성은 P/Halley로 표기한다.

한편, 200년 이상의 주기를 가지는 혜성은 장주기혜성으로 분류하는데 대부분 포물선 궤도로 운동을 하고 있다.

혜성 탐사선
혜성 탐사선으로 스타더스트(Stardust)호가 99년 2월에 발사되었다. 이 탐사선은 2004년 1월에 혜성 와일드 2로부터 표본을 채취해 지구로 돌아왔다. 또한 로제타(Rosetta)호는 2004년 3월에 발사되었는데, 67P/Churyumov-Gerasimenko 혜성에 착륙을 시도하기 위한 탐사선이다. 혜성 착륙예정일은 2014년 11월 정도이며, 현재 혜성 궤도 접근을 위해 날아가고 있다.

유성우
과거부터 유성이 비처럼 오는 <?xml:namespace prefix = st1 ns = "urn:schemas-microsoft-com:office:smarttags" />유성우(流星雨)현상이 관측되곤 했다. 이러한 유성우는 일정한 시기에 하늘의 특정 지점을 중심으로 유성이 쏟아지는 것처럼 보인다. 중심되는 지점을 복사점이라고 하는데, 이 복사점이 위치한 별자리에 따라 사자자리유성우, 오리온자리유성우, 물병자리-에타 유성우, 쌍둥이자리 유성우 등 유성우의 이름을 붙이게 되었다. 이러한 천문현상은 혜성이 공전을 하면서 궤도에 남겨놓는 잔해에 의한 것이다. 근일점을 통과하는 동안 얼음이 녹아 증발하면서 대량의 잔해를 남겨놓게 되는데, 이 중 고체잔해물이 유성체가 된다. 유성체는 모혜성의 궤도를 따라 유성체의 흐름을 만들게 되는데, 지구의 궤도가 이 궤도와 만나면서 수많은 유성체가 지구대기에 부딪히며 유성우를 형성하게 된다.

첫번째 사진 : 헬리혜성
두번째 사진 : 루린혜성

세번째 사진 : 루린의 정식 명칭은 C-2007 N3

네번째 사진 : 맥노트혜성

다섯번째 사진 : 헤일밥혜성